ハローと銀河の集合バイアスの宇宙論的依存性
| Title |
The_cosmological_dependence_of_halo_and_galaxy_assembly_bias |
| Authors |
Sergio_Contreras,_Jon\'as_Chaves-Montero,_Matteo_Zennaro,_Raul_E._Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05854 |
エクスカーション集合論の主な予測の1つは、ダークマターハローのクラスター化はハローの質量にのみ依存するというものです。ただし、ハローのクラスター化は、形成時間、濃度、スピンなどの他の特性にも依存することが長い間確立されてきました。この効果は、一般にハローアセンブリバイアスとして知られています。一連の重力のみのシミュレーションを使用して、ハローアセンブリのバイアスの宇宙論への依存性を研究します。これらのシミュレーションは、ニュートリノ質量や動的暗黒エネルギーなどの$\Lambda$CDMパラダイムの標準的な拡張を含む、最先端の最適値の周りの10$\sigma$にまたがる宇宙論的パラメーターをカバーします。ハローアセンブリバイアスの強さは、濃度とスピン選択されたハローについて研究されたすべての宇宙論にわたって0.05dex未満の変動を示すことがわかり、ハローアセンブリバイアスの宇宙論への依存性は無視できると結論付けることができます。次に、サブハロアバンダンスマッチングを使用して、銀河集合バイアス（つまり、銀河団におけるハロー集合バイアスの発現）の宇宙論への依存性を研究します。銀河の集合バイアスも宇宙論への依存度が非常に小さいことがわかります（クラスタリング全体の$\sim$2$\％$-4$\％$）。一方、この信号の銀河モデルの銀河形成パラメーターへの依存性ははるかに強いことがわかります。まとめると、これらの結果から、ハローと銀河の集合バイアスの宇宙論への依存性は事実上無視できると結論付けることができます。
ダークマターハローの個体と集団の集合の微分可能モデル
| Title |
A_Differentiable_Model_of_the_Assembly_of_Individual_and_Populations_of_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Andrew_P._Hearin,_Jon\'as_Chaves-Montero,_Matthew_R._Becker,_Alex_Alarcon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05859 |
暗黒物質ハローの質量集合の新しい経験的モデルを提示します。個々のハローの成長を時間の単純なべき乗則関数として概算します。ここで、ハローが早い時期の速い降着体制から遅い時期の遅い降着体制に移行するにつれて、べき乗則指数は滑らかに減少します。高解像度の宇宙シミュレーションから取得したハローマージツリーの大規模なサンプルを使用して、3パラメータモデルが、現在の質量が10を超えるすべてのハローに対してt>1Gyrで0.1dexの標準精度でハロー成長を近似できることを示します。^11Msun、重力のみのシミュレーション、およびTNG流体力学的シミュレーションのサブハローとホストハローを含みます。さらに、ハロー集団の組み立ての新しいモデルを提示します。これは、時間の経過に伴う平均質量成長を再現するだけでなく、ハローが質量を組み立てる多様性を忠実にキャプチャします。私たちのPython実装は、autodiffライブラリJAXに基づいているため、モデルは、宇宙時間全体のハロー質量降着率の平均と分散を一貫してキャプチャします。ハローアセンブリとハローアセンブリバイアスとして知られる大規模密度フィールドとの関係がモデルによって正確にキャプチャされ、ハローアセンブリ履歴の近似における残余誤差が密度フィールドとの残余相関を無視できることを示します。公開されているソースコードを使用して、宇宙論的に代表的なハロー履歴のモンテカルロ実現を生成できます。差別化可能な実装により、既存の分析ハローモデルフレームワークへのモデルの組み込みが容易になります。
SZで選択されたクラスター周辺の質量と銀河の分布
| Title |
The_mass_and_galaxy_distribution_around_SZ-selected_clusters |
| Authors |
T._Shin,_B._Jain,_S._Adhikari,_E._J._Baxter,_C._Chang,_S._Pandey,_A._Salcedo,_D._H._Weinberg,_A._Amsellem,_N._Battaglia,_M._Belyakov,_T._Dacunha,_S._Goldstein,_A._V._Kravtsov,_T._N._Varga,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_A._Alarcon,_S._Allam,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_S._Bocquet,_J._R._Bond,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Chen,_A._Choi,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_J._DeRose,_S._Desai,_J._De_Vicente,_M._J._Devlin,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_S._Dodelson,_P._Doel,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_S._Ferraro,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_J._Frieman,_P._A._Gallardo,_M._Gatti,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_et_al._(76_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05914 |
弱いレンズ効果と銀河数の両方を使用して、スニヤエフ・ゼルドビッチが選択したクラスター周辺の質量と銀河数密度の放射状プロファイルの測定値を示します。クラスターは、AtacamaCosmologyTelescopeDataRelease5から選択され、銀河はDarkEnergySurveyYear3データセットから選択されます。約$0.2-20h^{-1}$Mpcのスケールにわたる銀河（弱いレンズ効果）プロファイルの信号対雑音比は62（43）であり、これらはこれまでのSZ選択クラスターの最高精度の測定値です。SZの選択は質量の選択に非常に近いため、これらの測定により、クラスター周辺の質量と光の分布の理論モデルのいくつかのテストが可能になります。主な調査結果は次のとおりです。1。スプラッシュバック機能は、質量プロファイルと銀河プロファイルの両方で一貫した位置で検出され、その位置は、コールドダークマターのN体シミュレーションの予測と一致しています。2.完全な質量プロファイルもシミュレーションと一致しています。したがって、クラスターの質量分布を変更する代替の暗黒物質モデルを制約する可能性があります。3.銀河とレンズのプロファイルの形状は、クラスターハローの内側から準線形領域まで、スケールの全範囲にわたってサンプルで非常に似ています。これは、ハロー内の銀河分布を変化させる消光や潮汐破壊などのプロセス、およびハロー外の遷移レジームのスケール依存機能を制約するために使用できます。プロファイル形状の銀河サンプル、赤方偏移、クラスター質量への依存性を測定します。摂動論を使用して、クラスタープロファイルのDiemer\＆Kravtsovモデルを線形領域に拡張し、測定されたプロファイルとの良好な一致を提供することを示します。また、測定されたプロファイルを、標準的なハローモデルの予測および流体力学を含むシミュレーションと比較します。これらの結果のクラスター質量推定と宇宙論への応用について説明します。
宇宙構造に関するジップの法則：宇宙で最大の構造はどれくらいの大きさですか？
| Title |
Zipf's_law_for_cosmic_structures:_how_large_are_the_greatest_structures_in_the_universe? |
| Authors |
iordano_De_Marzo,_Francesco_Sylos_Labini,_Luciano_Pietronero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06110 |
宇宙における可視物質の分布の統計的特徴づけは、現代の宇宙論の中心的な問題です。この点で、まだ決定的な答えが欠けている重要な質問は、宇宙で最大の構造がどれくらい大きいかに関するものです。この点は、そのような分布が十分に大きなスケールで均一であると近似できるかどうかと密接に関連しています。ここでは、銀河の超銀河団のサイズ分布を考慮し、ジップ・マンデルブロの法則の特性を活用して、相関関数に基づく標準的な分析を補完する新しいアプローチを提供することにより、この問題を評価します。銀河超銀河団は、偏差のない純粋なジップの法則によって十分に記述されていることがわかります。これは、現在利用可能なすべてのカタログが、べき乗則の動作の切り捨てを見つけるのに十分な大きさではないことを意味します。この発見は、すでに観察された最大の超銀河団よりも大きな構造が、より深い赤方偏移調査が完了するときに発見されると予想されるという証拠を提供します。結果として、銀河分布が均一性に向かって交差するスケールは、もしあれば、それに応じて増加するはずです。
| Title |
Cosmology_with_Planck_T-E_correlation_coefficient |
| Authors |
Adrien_La_Posta,_Thibaut_Louis,_Xavier_Garrido,_Matthieu_Tristram,_Sophie_Henrot-Versill\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06167 |
宇宙論的パラメーター測定における緊張は、機器分類学の効果の再考を動機づけます。この記事では、宇宙マイクロ波背景放射のピアソンの相関係数と偏光Eモード$\mathcal{R}_\ell^{\rmTE}$に焦点を当てます。これは、乗法的な機器体系によってバイアスされないという特性を持っています。Planckデータの$\mathcal{R}_\ell^{\rmTE}$ベースの尤度を構築し、相関係数から$\Lambda$CDMパラメーターの最初の制約を提示します。私たちの結果は、パワースペクトルベースの尤度から導出されたパラメータと互換性があります。特に、今日の宇宙の膨張を特徴付けるハッブルパラメータ$H_0$の値、67.5$\pm$1.3km/s/Mpcは、標準のCMB分析から推測された値と一致しています。また、プランク相関係数と最新のACTPolパワースペクトルから計算されたものとの整合性についても説明します。
地上実験のための原始的な$ B $モード検出に対する銀河の前景の制約
| Title |
Galactic_foreground_constraints_on_primordial_$B$-mode_detection_for_ground-based_experiments |
| Authors |
Carlos_Herv\'ias-Caimapo,_Anna_Bonaldi,_Michael_L._Brown,_Kevin_M._Huffenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06311 |
偏光前景による汚染は、将来の偏光宇宙マイクロ波背景放射（CMB）調査と、原始的な$B$モードの潜在的な検出にとって最大の課題の1つです。SimonsObservatory（SO）やCMB-S4などの将来の実験では、空の比較的小さな（$f_{\rmsky}\sim0.1$）領域での非常に深い観測を目指します。この作業では、全天上の領域について、空の調査フィールドの位置の関数として、偏光された前景回避と前景コンポーネント分離モデリングのニーズのバランスを取りながら、予測されるパフォーマンスを調査します。これを行うには、SOのような実験による観測をシミュレートし、パラメトリック成分分離法を含むパイプラインを使用して、テンソルとスカラーの比率$\sigma（r）$の検出に関するエラーバーを測定します。相関成分分析（CCA）、およびフィッシャー情報マトリックスの使用。全天をカバーする192の調査地域と、最適化された低前景地域のパフォーマンスを予測します。前景のスペクトルエネルギー分布（SED）のモデリングが最も重要な要素であり、不一致があると、原始的な$B$モードで残差とバイアスが発生することがわかります。これらのノイズレベルでは、調査が銀河極に近い空の最も汚染されていない領域を対象としている場合、$\sigma（r）$は前景の汚染レベルに特に敏感ではありません。
太陽系外惑星の質量損失率を推定するためのエネルギー制限近似の適用可能性の批判的評価
| Title |
A_critical_assessment_of_the_applicability_of_the_energy-limited_approximation_for_estimating_exoplanetary_mass-loss_rates |
| Authors |
Andreas_F._Krenn,_Luca_Fossati,_Daria_Kubyshkina,_Helmut_Lammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05858 |
コンテキスト：エネルギー制限（EL）大気散逸アプローチは、水素が支配的な大気をホストする広範囲の惑星の質量損失率を推定するため、および大気進化の計算を実行するために使用されます。目的：EL近似の適用範囲を検討することを目指しています。方法：EL形式とその仮定を修正します。また、その結果を流体力学シミュレーションの結果と比較し、質量、半径、平衡温度が1$M_{\oplus}$から39$M_{\oplus}$、1$R_{\oplusの範囲の惑星をカバーするグリッドを使用します。}$と10$R_{\oplus}$、およびそれぞれ300と2000K。結果：グリッド境界内で、EL近似により、惑星の約76％の質量損失率の正しい桁数の推定値が得られることがわかりますが、流体力学シミュレーションからは、個々に最大3桁の逸脱が生じる可能性があります。ケース。さらに、EL近似によって質量損失率が1桁以内に正しく推定されている惑星は、中程度の重力ポテンシャルと、低から中程度の平衡温度、および極紫外線とX線の照射フラックスを持っていることがわかります。放射線。ただし、重力ポテンシャルが低いまたは高い惑星、または平衡温度と照射フラックスが高い惑星の場合、ほとんどの場合、近似は失敗します。結論：EL近似は、広いパラメーター空間をカバーする惑星の質量損失率の計算を必要とする惑星進化の計算には使用しないでください。この場合、EL近似は、流体力学シミュレーションによって予測されたものよりも数桁上または下の最大数桁の質量損失率を返す可能性が非常に高くなります。惑星の大気進化の計算では、代わりに、流体力学モデルのグリッドに基づく補間ルーチンまたは近似を使用する必要があります。
太陽系外惑星の直接イメージングにおけるスターシェードステーションキーピングのための最小差動横加速度構成
| Title |
Minimal_Differential_Lateral_Acceleration_Configurations_for_Starshade_Stationkeeping_in_Exoplanet_Direct_Imaging |
| Authors |
Jackson_Kulik,_Gabriel_J._Soto,_Dmitry_Savransky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05898 |
星の光を抑制するために外部オカルター（スターシェード）を利用する太陽系外惑星のイメージングミッションでは、望遠鏡とスターシェードを正確に位置合わせする必要があり、観測中にスターシェードの軌道を維持する必要があります。2つの宇宙船間の横方向加速度の差は、燃料の使用と観測に必要な中断の数の代用として機能します。ステーションキーピングの忠実度の高いシミュレーションの結果と比較すると、この計算が簡単なプロキシの使用が検証されます。望遠鏡を中心とする球の表面に拘束されたスターシェードの位置の中で、横方向の加速度の最小値は大円とそれに対応する極にあります。任意の位置にある望遠鏡からの観測に最小限のステーションキーピングを必要とする星のベクトルに対する望遠鏡の閉じた式を提示します
巨大惑星の軌道分布における惑星形成円盤のX線光蒸発の痕跡-II。理論的予測
| Title |
The_imprint_of_X-ray_photoevaporation_of_planet-forming_discs_on_the_orbital_distribution_of_giant_planets_--_II._Theoretical_predictions |
| Authors |
Kristina_Monsch,_Giovanni_Picogna,_Barbara_Ercolano_and_Thomas_Preibisch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05908 |
数値モデルは、ホスト星によって駆動される内部光蒸発による円盤の分散が、1〜2au付近で観測された暖かい木星の堆積をうまく再現できることを示しています。しかし、同じ特徴を引き起こすためにさまざまな異なるメカニズムが提案されているので、巨大惑星の観測された分布に痕跡を残すディスク分散の明確な観測診断は、支配的なメカニズムを制約するのに役立つ可能性があります。X線駆動光蒸発（XPE）によるディスク分散が巨大惑星の分離に与える影響を評価し、観測された軌道分布内でこのプロセスに関連する可能性のある特徴の位置とサイズに理論上の制約を与えることを目指しています。この目的のために、さまざまな初期条件で一連の1D人口合成を実行し、ガス巨人の最終的な駐車場所をホスト星のX線光度と相関させて、$a$-$内のこのプロセスの観測量を定量化します。L_\mathrm{x}$-これらのシステムの平面。XPEは確かに、重力半径の近くにガスジャイアントの密度が低く、この場所の内外に対応するパイルアップがあることがわかります。ただし、これらのフィーチャのサイズと位置は、惑星の想定される形成位置など、モデルの初期条件の選択に強く依存します。XPEは、巨大惑星の移動プロセスに強く影響し、巨大惑星の観測された軌道分離内に潜在的に観測可能なシグネチャを残す可能性があります。しかし、私たちのモデルで採用されている単純なアプローチのため、進化する円盤内の惑星形成の自己無撞着な扱いが欠けているため、最終的な惑星の人口軌道の定量分析は不可能です。しかし、私たちの結果は、現実的なディスク分散メカニズムを世界の惑星集団合成モデルに含めるための将来の研究を強く動機付けています。
非対称塵円盤HD106906の深部偏光研究
| Title |
A_Deep_Polarimetric_Study_of_the_Asymmetrical_Debris_Disk_HD_106906 |
| Authors |
Katie_A._Crotts,_Brenda_C._Matthews,_Thomas_M._Esposito,_Gaspard_Duch\^ene,_Paul_Kalas,_Christine_H._Chen,_Pauline_Arriaga,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_John_H._Debes,_Zachary_H._Draper,_Michael_P._Fitzgerald,_Justin_Hom,_Meredith_A._MacGregor,_Johan_Mazoyer,_Jennifer_Patience,_Malena_Rice,_Alycia_J._Weinberger,_David_J._Wilner,_Schuyler_Wolff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05995 |
HD106906は、LowerCentaurusCrux（LCC）グループにある若いバイナリ恒星系です。このシステムは、$\sim$735AUの間隔で、非対称の塵円盤と11M$_{Jup}$の惑星コンパニオンを含むという点で、発見されたシステムの中でユニークです。ディスクと直接画像化された惑星の両方を含むことが知られている他のシステムはほんの一握りであり、HD106906は惑星が明らかに散乱している唯一のシステムです。塵円盤はほぼ端にあり、およそ$>$500AUまで伸びています。ここで、HSTを使用した以前の研究では、外側の領域に高い非対称性があることが示されています。ディスクの構造と構成をよりよく理解するために、GeminiPlanetImagerから新しく取得した$H$-、$J$-、および$K1$バンドの偏光測定データを使用して、HD106906の非対称塵円盤の深い偏光測定研究を実行しました。（GPI）。私たちのデータの経験的分析は、表面の明るさと構造が非対称であるディスクをサポートしています。傾斜リングモデルをディスクスパインに適合させると、ディスクが非常に偏心している可能性があります（$e\gtrsim0.16$）。ディスクフラックスと各バンドの恒星フラックスを比較すると、ディスク全体で大きく変化しない青色が示唆されます。これらの結果を非対称性の考えられる原因の観点から説明します。そこでは、惑星の仲間であるHD106906bとの動的相互作用が有望な候補であることがわかります。
小惑星2018LAの影響と回復
| Title |
The_impact_and_recovery_of_asteroid_2018_LA |
| Authors |
Peter_Jenniskens,_Mohutsiwa_Gabadirwe,_Qing-Zhu_Yin,_Alexander_Proyer,_Oliver_Moses,_Tomas_Kohout,_Fulvio_Franchi,_Roger_L._Gibson,_Richard_Kowalski,_Eric_J._Christensen,_Alex_R._Gibbs,_Aren_Heinze,_Larry_Denneau,_Davide_Farnocchia,_Paul_W._Chodas,_William_Gray,_Marco_Micheli,_Nick_Moskovitz,_Christopher_A._Onken,_Christian_Wolf,_Hadrien_A._R._Devillepoix,_Quanzhi_Ye,_Darrel_K._Robertson,_Peter_Brown,_Esko_Lyytinen,_Jarmo_Moilanen,_Jim_Albers,_Tim_Cooper,_Jelle_Assink,_L\"aslo_Evers,_Panu_Lahtinen,_Lesedi_Seitshiro,_Matthias_Laubenstein,_Nggie_Wantlo,_Phemo_Moleje,_Joseph_Maritinkole,_Heikki_Suhonen,_Michael_E._Zolensky,_Lewis_Ashwal,_Takahiro_Hiroi,_Derek_W._Sears,_Alexander_Sehlke,_Alessandro_Maturilli,_Matthew_E._Sanborn,_Magdalena_H._Huyskens,_Supratim_Dey,_Karen_Ziegler,_Henner_Busemann,_et_al._(18_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05997 |
2018年6月2日、ボツワナに対する小惑星2018LAの影響は、陸上に影響を与える前に宇宙で検出された2番目の小惑星にすぎません。ここでは、隕石の回収の成功について報告します。追加の位置天文データは、アプローチ軌道を洗練し、小惑星の自転周期と形状を定義します。火の玉のビデオ観測は、その軌道における小惑星の位置を制約し、中央カラハリ動物保護区上の火の玉の主なフレアの位置を三角測量するために使用されました。23個の隕石が回収されました。これらのうち8つを対象としたコンソーシアム研究では、モトッピパンがホワルダイト、玄武岩質および玄武岩質のユークライト、ダイオジェナイト岩相に由来するHEDポリミクト角礫岩として分類されています。衝突前の2018LAは、直径約156cmの固い岩で、かさ密度は約2.85g/cm3で、アルベドpVは約0.25と比較的低く、小惑星の明るさに大きな衝効果はなく、衝突運動エネルギーは約0.2ktでした。。2018LAの軌道は、Vesta（またはそのVestoids）での起源と、nu_6共鳴を介した地球に影響を与える軌道への配信と一致しています。2018LAを地球に向かう軌道に放出した衝撃は、22.8+/-3.8Ma前に発生しました。ジルコンは、4563+/-11Maの一致するU-Pb年代と4563+/-6Maの一貫した207Pb/206Pb年代を記録します。4234+/-41Maのはるかに若いPb-Pbリン酸塩リセット年齢が見つかりました。この衝突年代学から、モトッピパンの可能なソースクレーターとベスタのベネニア衝突盆地の時代について議論します。
ストリーミング不安定性による粒子凝集の閾値
ストリーミング不安定性（SI）は、原始惑星系円盤に固体を空気力学的に集中させ、微惑星の形成を引き起こすメカニズムです。固体と気体の面密度の比（有効な金属量）が臨界値を超えると、SIは強力な粒子の凝集を引き起こします。この臨界値は、粒子サイズと、半径方向のドリフトを誘発する圧力勾配や乱流のレベルなどのディスク条件に依存します。これらのしきい値を定量化するために、さまざまなダストサイズと金属量にわたって垂直方向に層化された一連のSIシミュレーションを実行します。最適な粒子サイズと標準的な半径方向の圧力勾配（正規化された$\Pi=0.05$）に対して、0.4％という低い臨界金属量が見つかります。このサブソーラー金属量は、数値手法と計算量が改善されたため、以前の結果よりも低くなっています。無次元停止時間（ストークス数）が$\leq0.01$の場合、小さな固体の臨界金属量が急激に増加することがわかります。さまざまなディスクモデルや乱流のレベルへの一般化など、サイズに依存するSIクランピングしきい値への単純な適合を提供します。また、線形の非層化SI成長率は、特にシミュレーションの有限解像度を考慮した場合、非線形の層化シミュレーションにおける粒子凝集の予測が驚くほど不十分であることがわかります。私たちの結果は、微惑星形成をトリガーするためにSIのパラメーター空間を広げます。
多孔質骨材の付着によるコンドリュール周辺のリムの形成
| Title |
Formation_of_rims_around_chondrules_via_porous_aggregate_accretion |
| Authors |
Yuji_Matsumoto,_Yasuhiro_Hasegawa,_Nozomi_Matsuda,_Ming-Chang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06051 |
コンドリュールは、多くの場合、きめの細かいリムまたは火成リムに囲まれています。これらのリムの特性は、それらの形成履歴を反映しています。細粒の縁の形成は、コンドリュールへのダスト粒子の付着によってモデル化されますが、付着よりも成長時間スケールが短いため、付着の後にダスト粒子が成長する必要があります。この論文では、多孔質ダスト凝集体の成長を考慮して、リムの形成を調査します。コンドリュールへのダスト凝集体の付着がこれらのコンドリュール間の衝突に切り替わったときのコンドリュールの割合の関数としてリムの厚さを推定します。私たちの推定値は、普通コンドライトの細粒リムの測定された厚さと一致しています。しかし、火成リムのものは私たちの推定よりも厚いです。火成リムの厚さは、再溶解イベントで拡大されます。
天王星の衛星内の地下海を求めて
| Title |
In_Search_of_Subsurface_Oceans_within_the_Uranian_Moons |
| Authors |
C._J._Cochrane,_S._D._Vance,_T._A._Nordheim,_M._Styczinski,_A._Masters,_L._H._Regoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06087 |
木星へのガリレオミッションは、磁気誘導の現象を使用して、月エウロパとカリストの隠された地下の海に関連する磁気の特徴を発見しました。これらの誘導磁場は、衛星内の導電層から発生し、木星の強力な時変磁場によって駆動されます。天王星型惑星とその衛星は、磁気誘導研究にとって理想的な実験室でもあります。天王星と海王星はどちらも、スピン軸に対して強く傾斜した磁気軸を持っており、主要な月の軌道に動的で強く変化する磁場環境を作り出しています。ボイジャー2号は、1980年代に天王星型惑星を訪れましたが、磁気誘導の兆候を検出するのに十分なほど衛星の近くを通過しませんでした。しかし、ボイジャー2号は、これらの衛星のいくつかが、おそらく地下の海に関連する最近の地質学的活動を示唆する表面の特徴を示すことを明らかにしました。したがって、天王星型惑星への将来の任務は、地下の海を発見することができるかもしれません、それによって私たちの太陽系の既知の海洋世界の家族に追加します。ここでは、天王星の主要衛星内の地下海洋を調査するための手法として、磁気誘導を評価します。さらに、海の厚さ、導電率、深さ、電離層コンダクタンスなど、誘導応答に関連するさまざまな内部特性によって作成された誘導応答を区別する機能を確立します。ここで報告された結果は、ミランダ、アリエル、ウンブリエルの衛星内でのシングルパス海洋検出と制約付き特性評価の可能性を示し、天王星への将来のミッションのための磁力計の選択と軌道設計のガイダンスを提供します。
ディスクおよび微惑星処理からの炭素のシステムレベルの分別
太陽系外惑星の類似体を見つけて特徴づけることは、惑星系の環境的文脈の解釈に依存します。C-H-O種間の総予算と分別は、地球の気候と地球力学的状態に敏感に影響しますが、それらの主な配送チャネルは十分に制約されていません。星周円盤における揮発性化学と小石凝固の数値モデルを、一次降着期における微惑星の内部組成進化と結び付けます。私たちのシミュレーションは、ディスクの化学的性質と微惑星からのデガッシングが同等のタイムスケールで動作し、主要な水と炭素のキャリアの相対的な存在量を桁違いに分別できることを示しています。その結果、重要な微惑星処理を備えた個々の惑星系は、内部加熱がない場合と比較して、惑星ビルディングブロックの揮発性バジェットの相関が高くなっています。システムのサブセットでの微惑星処理は、惑星系全体の揮発性成分の分散を増加させます。したがって、私たちのシミュレーションは、太陽系外惑星の大気組成が、特定の惑星が形成されたときの制約を提供する可能性があることを示唆しています。
コンパクトマルチプラネットシステムは安定限界にどれくらい近いですか？
| Title |
How_Close_are_Compact_Multi-Planet_Systems_to_the_Stability_Limit? |
| Authors |
Samuel_W._Yee,_Daniel_Tamayo,_Samuel_Hadden,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06338 |
トランジット調査は、密集した軌道上にいくつかの海王星以下の質量の惑星を含む、コンパクトな多惑星系のかなりの数を明らかにしました。これらのシステムは、システムを安定性の限界近くに残す傾向がある巨大な衝撃の最終段階を通じて形成されたと考えられています。ここでは、トランジットタイミング変動（TTV）を示すシステムで観察された奇行を、長期安定性と互換性のある最大の奇行と比較して、この仮説を評価します。機械学習分類器SPOCK（Tamayoetal。2020）を使用して、多数の初期構成の安定性を迅速に分類し、これらの安定性の限界を決定します。以前の研究では、複数の惑星系は最大に詰め込まれていることが多いと主張していましたが、追加の惑星をホストできなかったという意味で、これらのシステムの既存の惑星は、安定性によって許容される限界を2倍下回る偏心を測定したことがわかりました--10。これらの結果を、$N$-body統合と、散逸がない場合にそのような惑星の軌道が安定。観測されたシステムの離心率は、このシナリオの予測よりも体系的に低く、離心率の中央値は予測の約4分の1であることがわかります。これらの発見は、そのようなシステムが巨大な衝撃によって形成された場合、それらの離心率を減衰させるためにいくらかの散逸が発生しなければならないことを示唆しています。これは、形成中に、おそらく出生ガスディスクまたは微惑星の残りの集団との相互作用を通じて、または潮汐と世俗的なプロセスの結合によるより長い時間スケールで発生する可能性があります。
WASP-43bの縦方向に分解されたスペクトル検索（ReSpect）
| Title |
Longitudinally_Resolved_Spectral_Retrieval_(ReSpect)_of_WASP-43b |
| Authors |
Patricio_E._Cubillos,_Dylan_Keating,_Nicolas_B._Cowan,_Johanna_M._Vos,_Ben_Burningham,_Marie_Ygouf,_Theodora_Karalidi,_Yifan_Zhou,_Eileen_C._Gonzales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06353 |
短周期惑星の熱相変動は、それらが球形の牛ではないことを示しています。昼から夜の温度コントラストは数百度から数千度の範囲であり、垂直方向の温度コントラストに匹敵します。それにもかかわらず、短周期惑星の出現スペクトルは、通常、垂直方向の温度勾配のみを説明する1次元（1D）スペクトル検索コードを使用して適合されています。1Dスペクトル検索コードの人気は理解しやすいです。それらは堅牢であり、太陽系の大気研究において豊富な遺産を持っています。太陽系外惑星の研究者は最近、短周期惑星のスペクトルを解釈するための多次元検索スキームを導入しましたが、これらのコードは必然的に1Dの対応するコードよりも複雑で計算コストが高くなります。この論文では、代替案を提示します。位相依存のスペクトル観測を反転して縦方向に分解されたスペクトルを生成し、標準の1Dスペクトル検索コードを使用して適合させることができます。このスキームを、WASP-43bの象徴的な位相分解スペクトルと、オープンソースのpyratbay1Dスペクトル検索フレームワークを使用したシミュレートされたJWST観測でテストします。特に、温度に加えて組成の縦方向の変動を考慮に入れることにより、シミュレーションのモデルの複雑さを以前の研究よりもさらに一歩進めています。縦方向に分解されたスペクトルで1Dスペクトル検索を実行することは、計算負荷の点で同一であるにもかかわらず、ディスク統合発光スペクトルに1Dスペクトル検索コードを適用するよりも正確であることを示します。WASP-43bの現存するハッブルとスピッツァーの観測では、2つのアプローチの違いはごくわずかですが、JWST位相測定は縦方向に\textbf{re}解決された\textbf{spect}ral検索（ReSpect）で処理する必要があります。
天王星は、極端な条件下での惑星大気の理解をテストするためのユニークな実験室を提供します。ボイジャー、地上の天文台、宇宙望遠鏡からのマルチスペクトル観測により、天王星の極端な赤道傾斜角の季節的影響下でゆっくりと進化する、嵐、波、暗い渦によって中断された繊細な縞模様の大気が明らかになりました。メタンや硫化水素などの凝縮物は、凝縮による潜熱放出、赤道湧昇と極沈下を示唆する強い赤道から極への勾配、および異なるものを分離する可能性のある安定化層の形成を通じて、循環、雲、嵐の現象を形作る上で重要な役割を果たします深さの関数としての循環および対流レジーム。天王星のごくわずかな内部熱に関連する弱い垂直混合と低い気温は、成層圏のメタンの光化学が、外部の酸素の流入から切り離された独特の高圧体制で起こることを意味します。低ホモポーズはまた、広範な電離層の形成を可能にします。最後に、大気は天王星のバルク組成に関するウィンドウを提供します-氷と岩の比率、リモートセンシングと将来の\textit{insitu}測定から推測される超太陽元素と同位体の濃縮-その形成とその後の移動への重要な洞察を提供します。このレビューでは、この謎めいた「天王星型惑星」に関する時変循環、組成、気象学、化学、雲に関する知識の状態を明らかにし、30年以上の観測からの洞察を要約し、次世代の重要な質問に焦点を当てます。惑星ミッション。水素が支配的で、中規模で、化学的に濃縮された世界として、天王星は、私たち自身の太陽系を超えて惑星の国勢調査を支配する可能性のある世界のクラスでの大気プロセスの最も近くて最良の例である可能性があります。
銀河の光を形作る特性の中で、星形成の歴史（SFH）は、星形成を制御するさまざまな相関する物理的プロセスのために、モデル化するのが最も難しいものの1つです。この作業では、星の種族合成モデルFSPSを、流体力学シミュレーションIllustrisTNGおよび経験的モデルUNIVERSEMACHINEによって予測されたSFHとともに活用して、銀河の色に対する星形成の変動の影響を研究します。銀河形成モデルのバースト性を定量化するためにモデルに依存しないメトリックを導入することから始め、このメトリックを使用して、UNIVERSEMACHINEがIllustrisTNGよりもバースト性の高いSFHを予測することを示します。このメトリックと主成分分析を使用して、調整可能な変動性を持つSFHモデルのファミリーを構築し、未解決の短期変動性のレベルが増加するにつれて、広帯域光学および近赤外色の精度が低下することを示します。同じ手法を使用して、金属量とダストの減衰の変動が、星形成の変動と比較して、色への影響を実質的に無視できることを示しています。さらに、未解決の星形成の変動性のレベルが銀河の色の予測の不正確さにどのように変換されるかをキャプチャする、モデルに依存しないフィッティング関数を提供します。フィッティング関数を使用して、ある程度のターゲット精度で色を再現する最小SFHモデルを決定できます。最後に、複雑なSFHモデルに頼るパーセントレベルの精度要求で個々の銀河の色をモデル化する一方で、銀河集団の正確な色を生成することは、わずか数自由度のモデルを使用して達成できることを示します。
観測されたHaloc-Mvir関係とシミュレートされたHaloc-Mvir関係
| Title |
Observed_versus_Simulated_Halo_c-Mvir_Relations |
| Authors |
Dominik_Leier,_Ignacio_Ferreras,_Andrea_Negri,_Prasenjit_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05856 |
濃度とビリアル質量の関係は、膨張宇宙における構造の形成を反映する明確な傾向です。数値シミュレーションは、暗黒物質ハローの崩壊時間とその後の組み立て履歴に依存する顕著な相関関係を明らかにしています。ただし、観測上の制約は、クラスター内の高温拡散ガスのX線放射による大部分に限定されています。銀河スケール上の重力レンズに基づく別のアプローチは、天の川サイズのハローで興味をそそる高濃度を明らかにしました。この手紙は、恒星とレンズの質量プロファイルを組み合わせたブートストラップアプローチを採用することにより、これらの結果の堅牢性に焦点を当てています。また、EAGLEからシミュレートされたハローに同じ方法を適用して、体系的な評価を行います。アンサンブルタイプのレンズ再構成のいくつかの欠点を回避し、観察された濃度とシミュレーションされた濃度とウイルスの質量の関係の不一致は堅牢であり、レンズ関連のサンプル選択バイアスを呼び出すか、組み立て履歴による集中力の進化。参考までに、ハロー質量が$10^{12}M_\odot$の場合、観測されるレンズの濃度は$c_{12}\sim40\pm5$ですが、シミュレーションでは$c_{12}\sim15\pm1になります。$。
ポイント質量によってレンズ化されたFRBI。二重に画像化されたFRBのレンズ質量推定
| Title |
FRBs_Lensed_by_Point_Masses_I._Lens_Mass_Estimation_for_Doubly_Imaged_FRBs |
| Authors |
Xuechun_Chen,_Yiping_Shu,_Wenwen_Zheng,_and_Guoliang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05868 |
高速電波バースト（FRB）は、ミリ秒のオーダーの持続時間を持つ明るい無線過渡イベントです。これまでに発見されたFRBソースの大部分は単一のピークを持っていますが、いくつかは複数のピークのプロファイルを示しており、その起源は不明です。この作業では、単一ピークFRBに対する点質量または点質量$+$外部せん断の強いレンズ効果が、二重ピーク（つまりレンズ画像）を生成する可能性があることを示します。特に、先行ピークは常に拡大され、したがって点質量レンズモデルの後続ピークよりも明るくなりますが、点質量$+$外部せん断レンズモデルは拡大されていない先行ピークを生成できます。点質量レンズモデルの場合、レンズ質量$M$と$M（1+z_l）$の形式の赤方偏移$z_l$の組み合わせは、2つの観測量（遅延時間$）から直接計算できることがわかります。\Deltat$および先行ピークと後続ピーク$R$のフラックス比。点質量$+$外部せん断レンズモデルの場合、$M（1+z_l）$の上限と下限は、特定の外部せん断強度の$\Deltat$と$R$からも取得できます。特に、観測された$R$が大きいほど、レンズの質量の制約を厳しくすることができます。最後に、2つのダブルピークFRBソース（FRB121002とFRB130729）の$\Deltat$と$R$の観測値を参照として使用して、レンズの質量を制限するプロセスを示します。ただし、ダブルピークプロファイルはそうではありません。必然的に強いレンズによって引き起こされます。
オリオン大星雲クラスターの3D運動学：コア集団のNIRSPEC-AO視線速度
| Title |
The_3-D_Kinematics_of_the_Orion_Nebula_Cluster:_NIRSPEC-AO_Radial_Velocities_of_the_Core_Population |
| Authors |
Christopher_A._Theissen_(1),_Quinn_M._Konopacky_(1),_Jessica_R._Lu_(2),_Dongwon_Kim_(2),_Stella_Y._Zhang_(1),_Chih-Chun_Hsu_(1),_Laurie_Chu_(3),_Lingfeng_Wei_(1)_((1)_Center_for_Astrophysics_and_Space_Sciences,_University_of_California,_San_Diego,_La_Jolla,_CA,_USA,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_California,_Berkeley,_Berkeley,_CA,_USA,_(3)_NASA_Ames_Research_Center,_Space_Science_and_Astrobiology_Division,_Moffett_Field,_CA_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05871 |
若い、まだ形成されているクラスター内の恒星と亜恒星の集団の運動学とダイナミクスは、形成メカニズムの理論を制約するための貴重な情報を提供します。KeckIINIRSPEC+AOデータを使用して、ONCのコアから4フィート以内にある56個の低質量ソースの視線速度を測定しました。また、SDSS/APOGEEで観測された172の線源の視線速度を再測定します。これらのデータは、HSTACS/WFPC2/WFC3IRおよびKeckIINIRC2を使用して測定された固有運動と組み合わされ、3つの速度成分すべてを含む136のソースのサンプルを作成します。測定された速度は、3つのコンポーネントすべての正規分布と一致しています。（$\sigma_{v_\alpha}$、$\sigma_{v_\delta}$、$\sigma_{v_r}$）=（$1.76\pm0.12$、$2.16^{+0.14}の固有速度分散を測定します_{-0.15}$、$2.54^{+0.16}_{-0.17}$）kms$^{-1}$。私たちが計算した固有速度分散プロファイルは、DaRioetal。の動的平衡モデルと一致しています。（2014）接線方向ではあるが、視線方向ではない。これは、ONCのコアがまだビリアル化されていないことを示している可能性があり、観測された速度分散プロファイルを説明するために非球形のポテンシャルが必要な場合があります。また、以前の文献でよく研究されているフィラメントに続く南北方向に沿ったわずかな伸びと、接線速度方向への視線の伸びも観察されます。これらの3D運動学は、ソース質量の推定と相まって、将来の研究で支配的な形成メカニズムを決定し、競合降着や乱流フラグメンテーションなどのモデルを区別することができます。
矮小銀河におけるWISEが選択したAGN候補のチャンドラとHSTの見方
| Title |
A_Chandra_and_HST_View_of_WISE-Selected_AGN_Candidates_in_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Colin_J._Latimer,_Amy_E._Reines,_Kevin_N._Hainline,_Jenny_E._Greene,_Daniel_Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05876 |
矮小銀河の活動銀河核（AGN）を確実に特定することは、低質量でのブラックホール人口統計を理解し、ブラックホールシード形成のモデルを制約するための鍵です。ここでは、広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）中赤外線（中赤外線）の色と色の選択を使用して、AGN候補として選択された11個の矮小銀河のチャンドラX線天文台観測を紹介します。ハッブル宇宙望遠鏡の画像も10個の銀河について提示されています。スローンデジタルスカイサーベイ分光法に基づいて、私たちのサンプルの6つの銀河は、AGNをホストするための光学的証拠を持っており、5つは星形成として分類されています。AGNの光学的証拠がある6つの銀河のうち5つの核のX線連星から予想されるよりも高い光度のX線点光源を検出します。ただし、これらのAGNからのX線放射は、一般に、赤外線および光学トレーサーとのAGNスケーリング関係に基づいて予想されるよりもはるかに低くなります。赤の中赤外色を持っているにもかかわらず、光学的に選択された5つの星形成銀河でAGNの説得力のある証拠は見つかりません。X線で検出されるのは2つだけであり、それらの特性は恒星質量X線連星と一致しています。この多波長研究に基づいて、WISEの解像度での2色の中赤外AGN診断は、光学的に星を形成する矮小銀河のAGNを確実に選択するために使用することはできないと結論付けています。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による赤外線での将来の観測は、将来有望な道を提供します。
ヘルミストリームにおける$ \ alpha $および中性子捕獲元素の存在比パターン
| Title |
Abundance_Patterns_of_$\alpha$_and_Neutron-capture_Elements_in_the_Helmi_Stream |
| Authors |
Guilherme_Limberg,_Rafael_M._Santucci,_Silvia_Rossi,_Anna_B._A._Queiroz,_Cristina_Chiappini,_Stefano_O._Souza,_H\'elio_D._Perottoni,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Fabr\'icia_O._Barbosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05958 |
GALAH+DR3と$Gaia$EDR3を組み合わせたカタログで、ヘルミストリーム（HStr）のメンバーとして8個の追加の星を特定しました。文献から主張されたメンバーを一貫して再評価することにより、22個のHStr星のサンプルを、高分解能分光法から決定され、かなり広い（$\sim$0.5dex）金属量間隔（$-2.5\lesssim\rm[Fe）にまたがるパラメーターで統合します。/H]<-1.0$）以前に報告されたものより。私たちの研究は、$\alpha$（MgとCa）と中性子捕獲（BaとEu）要素に焦点を当てています。HStrの化学的性質は、矮小楕円体（dSph）銀河に典型的であり、このマージイベントの以前の$N$体シミュレーションとよく一致していることがわかります。HStrの星は、$\rm[\alpha/Fe]$で明確な下降シーケンスを構成し、金属量を$\rm[Fe/H]\sim-1.0$まで増加させます。さらに、HStrの星は、小さな分散（$\pm$0.1dex）で$\rm[Eu/Fe]$の中央値$+$0.5dexを示します。$\rm[Fe/H]<-1.2$で分析されたすべての星は、強化された$r$プロセスに属します（$\rm[Eu/Fe]>+0.3$および$\rm[Ba/Eu]<0.0$）金属量の少ないカテゴリー。このような低金属量レジームで、HStrの星が主に$r$プロセス元素合成を介して中性子捕獲元素の濃縮を経験したという注目すべき証拠を提供します。最後に、拡張された金属量範囲は、天の川の他の生き残った矮星伴銀河と一致して、より高い$\rm[Fe/H]$に対して$\rm[Ba/Eu]$の増加も示唆しています。
WALLABYパイロット調査：ESO501-G075のHydraIクラスターとRam圧力ストリッピングの最初の調査
| Title |
WALLABY_Pilot_Survey:_First_Look_at_the_Hydra_I_Cluster_and_Ram_Pressure_Stripping_of_ESO_501-G075 |
| Authors |
T.N._Reynolds,_T._Westmeier,_A._Elagali,_B._Catinella,_L._Cortese,_N._Deg,_B.-Q._For,_P._Kamphuis,_D._Kleiner,_B.S._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_S.-H._Oh,_J._Rhee,_P._Serra,_K._Spekkens,_L._Staveley-Smith,_A.R.H._Stevens,_E.N._Taylor,_J._Wang,_O.I._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06014 |
オーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダーでワイドフィールドASKAPLバンドレガシー全天ブラインドサーベイ（WALLABY）によって観測された最初のクラスターであるHydraIの中性原子水素（HI）観測の結果を示します。WALLABYが最終的な調査感度に到達できることを初めて示しました。WALLABYの感度、空間分解能、広い視野を利用して、HydraIのビリアル半径の近くにあり、HIテールを表示する銀河ESO501-G075を特定します。ESO501-G075は、クラスターの中心近くにあり、ラム圧を経験している兆候を示す別のクラスターメンバーと同様のレベルの形態学的非対称性を示しています。ESO501-G075のHI形態で観察された擾乱の原因となる可能性のある環境プロセスを調査します。ESO501-G075には$\sim0.34$Mpc内に近隣がないため、潮汐の相互作用は除外します。単純なモデルを使用して、ラム圧力が半径$r\gtrsim25$kpcでディスクからガスを除去できることを確認します。ESO501-G075は、フィールド内の同様の銀河と比較して典型的なHI質量を持ち、その形態はラム圧力シナリオと互換性があるため、ESO501-G075は最近クラスターに落下し、経験の初期段階にある可能性が高いと結論付けます。ラム圧力。
コンパス座ギャラクシーIVの核周囲多相ガス：高$ J $ CO回転遷移による吸収
| Title |
Circumnuclear_Multi-phase_Gas_in_Circinus_Galaxy_IV:_absorption_owing_to_high-$J$_CO_rotational_transitions |
| Authors |
Taisei_Uzuo,_Keiichi_Wada,_Takuma_Izumi,_Shunsuke_Baba,_Kosei_Matsumoto,_and_Yuki_Kudoh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06046 |
活動銀河核（AGN）の周りの覆い隠されたトーラス内の加熱された塵に由来する連続体に対するCO線の吸収特性を研究しました。ダストの熱放射を考慮した3次元非LTE線移動シミュレーションを使用して、CO回転遷移に対応する吸収線の形成を調査しました。このシリーズの論文I〜IIIと同様に、「放射駆動噴水モデル」（wada2016}を使用して後処理された放射伝達計算を実行しました。これにより、原子核の周囲に幾何学的に厚い不明瞭な構造が生成されます。このモデルは、スペクトルと一致しています。最も近いタイプ2Seyfert銀河、Circinus銀河のエネルギー分布$J=4-3$以上の遷移の連続体を差し引いたチャネルマップは、エッジオンビューのディスク中央平面に沿った吸収領域を示していることがわかりました。スペクトルは、トーラスの内部の不均一で乱れた構造を反映する複数の吸収および放出の特徴で構成されています。最も深い吸収の特徴は、トーラスの手前側の$r=10$から15pcの間のガスによって引き起こされます。これは、$r\simeq5$pc内のAGNで加熱されたダストの前にあります。また、吸収特性を解決するには、0.5〜1.0pcの空間分解能が必要であることがわかりました。さらに、傾斜角はに近い必要があります。エッジ吸収特性を観察するためのe-on角度（つまり、$\sim85^\circ$）。本研究の結果は、我々の放射流体力学モデルをALMAによるCO（7-6）の高解像度観測と組み合わせることで、近くのAGNの分子トーラスの内部構造に関する新しい情報を提供できることを示唆しています。
| Title |
Interstellar_Gas_Heating_by_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Volodymyr_Takhistov,_Philip_Lu,_Graciela_B._Gelmini,_Kohei_Hayashi,_Yoshiyuki_Inoue,_Alexander_Kusenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06099 |
星間ガス加熱は、暗黒物質（DM）の一部を構成する可能性のある、初期宇宙で形成された原始ブラックホール（PBH）のパラメーター空間を探索するための強力な宇宙論に依存しない観測量です。PBH放出メカニズムなど、このオブザーバブルのさまざまな側面の詳細な分析を提供します。しし座T矮小銀河からの観測データを使用して、PBHの存在量を広い質量範囲$M_{\rmPBH}\sim\mathcal{O}（1）M_{\odot}-10^7M_{に制限します。\odot}$、中間質量BHから最近検出された重力波信号に関連します。また、銀河雲など、DMに対してバルク相対速度を持つシステムのPBHガス加熱についても検討します。
| Title |
Tidal_tails_in_the_disintegrating_open_cluster_NGC_752 |
| Authors |
Souradeep_Bhattacharya,_Manan_Agarwal,_Khushboo_K._Rao_and_Kaushar_Vaidya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06108 |
中年の銀河散開星団の中心から半径5$^{\circ}$の領域内で、ガイア初期データリリース3からの正確な位置天文および深部測光データに対して、堅牢なメンバーシップ決定アルゴリズムML-MOCを利用します。そのメンバーの星を識別するためのNGC752。NGC752の潮汐尾の発見を報告します。これは、より密度の高い中央領域の両側でクラスター軌道をたどって$\sim$35pcまで広がっています。PARSECの等年齢線との比較から、傾きが$\chi=-1.26\pm0.07$のクラスターの質量関数を取得します。$\chi$の高い負の値は、崩壊しているクラスターが大量に分離していることを示しています。$\chi$は、NGC752の郊外と比較して、潮汐内領域でより負です。クラスターの現在の質量を推定します、M$\rm_{C}=297\pm10$M$_{\odot}$。恒星進化と潮汐相互作用による質量損失により、NGC752は初期質量の95.2〜98.5％近くを失ったとさらに推定されます。$\rmM_{i}〜=〜0.64〜-2〜\times〜10^{4}〜M_{\odot}$。
銀河NGC3963およびNGC7292における化学物質の存在量分布の特異性
渦巻銀河NGC3963と不規則銀河NGC7292の32個のHII領域の分光観測は、1Aの分散を持つ過渡ダブルビーム分光法を使用して、スターンバーグ天体分光学研究所のコーカサス山天文台の2.5m望遠鏡で実行されました。/pixelおよび3Aのスペクトル分解能。これらの観測結果は、最新のストロングライン法により、HII領域の酸素と窒素の存在量と電子温度を推定するために使用されました。一般に、銀河は、同様の光度、サイズ、および形態を持つ恒星系に典型的な酸素と窒素の存在量を持っています。しかし、私たちは両方の銀河の化学物質の存在量の分布にいくつかの特異性を発見しました。NGC3963の南アームの歪んだ外側セグメントは、過剰な酸素と窒素の存在量を示しています。NGC7292の化学元素の存在量は一定であり、ガラクトセントリック距離に依存しません。これらの特性は、NGC3963の場合の外部ガス降着とNGC7292の主要なマージの観点から説明できます。
近赤外タイプIaSN距離：ホスト銀河の絶滅と質量ステップ補正の再検討
| Title |
Near-IR_Type_Ia_SN_distances:_host_galaxy_extinction_and_mass-step_corrections_revisited |
| Authors |
J._Johansson,_S._B._Cenko,_O._D._Fox,_S._Dhawan,_A._Goobar,_V._Stanishev,_N._Butler,_W._H._Lee,_A._M._Watson,_U._C._Fremling,_M._M._Kasliwal,_P._E._Nugent,_T._Petrushevska,_L._Yan,_J._Burke,_G._Hosseinzadeh,_D._A._Howell,_C._McCully,_S._Valenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06236 |
対象外の中間パロマートランジエントファクトリー（iPTF）調査によって発見された42のIa型超新星（SNeIa）の光学および近赤外線（NIR、$YJH$バンド）観測を提示します。この新しいデータセットは、NIRでの以前のSNIaの取り組みと比較して、広範囲の赤方偏移とホスト銀河の恒星質量をカバーしています。光学波長とNIR波長の文献データも使用してサンプルを作成し、ホストの恒星の質量とハッブル図の残差の間の主張された相関関係を調べます。SNの大きさは、グローバルな全対選択的消滅比、すべてのSNeに対して$R_V$=2.0、または各SNに対して個別に最適な$R_V$のいずれかを使用して、ホスト銀河の消滅に対して補正されます。ホスト星の質量のより狭い範囲に基づいていた以前の研究とは異なり、上下の銀河の色補正とストレッチ補正のピーク$J$と$H$の大きさの間に「質量ステップ」の証拠は見つかりません。$\log（M_{*}/M_{\odot}）=10$。ただし、グローバル$R_V$を使用する場合、光波長（$g、r、i$）で質量ステップは重要（$3\sigma$）のままですが、各SNが個々の最適な$R_V$を使用して修正されると消滅します。。私たちの研究は、NIRSNIa距離推定の利点を確認しています。これらは、光学の体系的な不確実性を支配する経験的補正から大部分が免除されているからです。
孤立した銀河の空間パワースペクトルと導出された乱流特性
| Title |
The_Spatial_Power_Spectrum_and_Derived_Turbulent_Properties_of_Isolated_Galaxies |
| Authors |
Bastian_K\"ortgen,_Nickolas_Pingel,_Nicholas_Killerby-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06286 |
近くの銀河系外のガス構造の乱流ダイナミクスは、カラム密度パワースペクトルで調べることができます。これは、べき乗則の破れによって説明されることがよくあります。銀河系外のコンテキストでは、パワースペクトルの破れは、ディスクスケールの高さを制約すると解釈されています。、2Dディスクのような動きから3Dの動きへの移行を示します。しかし、この解釈は、機器の影響を説明する際に最近疑問視されています。数値シミュレーションを使用して、孤立した銀河の空間パワースペクトルを研究し、ブレークスケールの起源を調査します。ガスをさまざまなフェーズに分割し、勾配やブレークスケールなどのパワースペクトル特性の時間発展を分析します。ブレークスケールは位相に依存することがわかります。ブレークスケールによってトレースされる物理学も異なります。暖かいガスでは、2D（円盤状）から3D（等方性）の乱流への遷移を示します。冷たいガスでは、ブレークスケールは分子雲の典型的なサイズをトレースします。さらに、ブレークスケールがディスクスケールの高さをトレースすることはほとんどないことを示します。ISMの乱流特性を調べて、ブレークスケールが等方性乱流への遷移をトレースする場合、ISMで乱流運動を維持するために必要な降着エネルギーの割合が大幅に増加することを示します。最後に、実際の観測でブレークスケールを正確に回復するには、ビームや機器のノイズなどの観測効果を考慮することが重要であることを、シミュレートされた観測を通じて示します。
Sスターを介してSgrA *の暗黒物質の性質を示唆する
| Title |
Hinting_a_dark_matter_nature_of_Sgr_A*_via_the_S-stars |
| Authors |
E._A._Becerra-Vergara,_C._R._Arg\"uelles,_A._Krut,_J._A._Rueda,_R._Ruffin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06301 |
過去28年間に収集された銀河中心周辺のS星の運動データは、SgrA*が約$4\times10^6$$M\odot$の超大質量コンパクト星をホストしていることを示しており、その結果はノーベル賞を受賞しています。S-star軌道がシュヴァルツシルト幾何学地理学と一致するため、SgrA*の非回転ブラックホール（BH）の性質が批判的に採用されていません。S2の軌道は、重力赤方偏移や相対論的歳差運動などの一般相対性理論の予測のテストとして機能しています。ただし、中央のBHモデルは、G2の通過後の動きと、その一義的な存在をしっかりと示している事象の地平線スケールの距離に関する観測の欠如によって挑戦されています。最近、S2とG2の位置天文学データが、自己重力暗黒物質（DM）コアの時空における測地線によりよく適合していることを示しました-56keVフェルミ粒子、「darkinos」のハロー分布、これは外側のハロー銀河も説明しています回転曲線。この手紙は、17ドルの最もよく解像されたS星の位置天文学データを使用してこの結論を確認および拡張し、それによって、darkinosの密なコアとしてのSgrA*の代替的な性質を強化します。
高赤方偏移クエーサーPMNJ0909 +0354のマルチスケール無線およびX線構造
| Title |
Multi-scale_Radio_and_X-ray_Structure_of_the_High-redshift_Quasar_PMN_J0909+0354 |
| Authors |
Krisztina_Perger,_S\'andor_Frey,_Daniel_A._Schwartz,_Krisztina_\'E._Gab\'anyi,_Leonid_I._Gurvits,_Zsolt_Paragi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06307 |
高赤方偏移クエーサーPMNJ0909+0354（$z=3.288$）は、1992年に実施されたグローバル5GHz超長基線干渉法（VLBI）観測に基づいて、pcスケールのコンパクトジェット構造を持つことが知られています。そのkpcスケール構造は、ラジオのKarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）とX線のチャンドラ宇宙望遠鏡で研究されました。コアから2.3''$の間隔でVLAとチャンドラの両方の画像に見られる北北西のジェット成分とは別に、北東（NE）方向に$6.48''$の別のX線機能があります。インナージェットの詳細と構造変化の可能性を明らかにするために、2019年にヨーロッパVLBIネットワーク（EVN）を使用して5GHzで新しい観測を実施しました。これらのデータは、1992年の観測からすでに疑われている片側インナージェットの北方向を確認します。。コンパクトなコアと複数のジェットコンポーネントが特定されました。これらは、構造がますます拡散する一方で、北に向かって最大$\sim0.25$kpcの投影距離まで追跡できます。VLAを使用したarcsec-resolutionイメージングとの比較は、ラジオジェットが2つのスケール間で$\sim30^\circ$だけ曲がることを示しています。新たに検出されたX線点光源（NE）で見つかった、pcスケールのジェットの方向とかすかな光学的対応物は、視野内の背景または前景オブジェクトとしての後者の性質に有利に働きます。ただし、中赤外線で広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）によって検出されたクエーサーコアとNEの位置の周りの拡張（$\sim160$kpc）放射は、2つのオブジェクトの物理的な相互作用を示唆している可能性があります。
最も明るい恒星の流れを天の川のような銀河の降着の歴史と結びつける
| Title |
Linking_the_brightest_stellar_streams_with_the_accretion_history_of_Milky_Way-like_galaxies |
| Authors |
Alex_Vera-Casanova,_Facundo_A._G\'omez,_Antonela_Monachesi,_Ignacio_Gargiulo,_Diego_Pallero,_Robert_J._J._Grand,_Federico_Marinacci,_R\"udiger_Pakmor,_Christine_M._Simpson,_Carlos_S._Frenk,_and_Gustavo_Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06467 |
現在の銀河形成パラダイムによれば、合併と相互作用は、現在の銀河を形作る上で重要な役割を果たしています。この合併活動の残骸は、銀河形成モデルを制約するために使用できます。この作業では、AURIGAプロジェクトからの天の川質量ハローの30の流体力学的シミュレーションのサンプルを使用して、表面輝度マップを生成し、さまざまな制限の大きさの関数として各ハローで最も明るいストリームを検索します。$\mu_{r}^{lim}\leq25$magarcsec$^{-2}$で恒星ストリームのシグネチャを示すモデルはないことがわかります。ストリームの検出は、27〜28magarcsec$^{-2}$の間で大幅に増加します。それにもかかわらず、30magarcsec$^{-2}$でも、モデルの13％は検出可能なストリームを示していません。最も明るいストリーム前駆体（BSP）の特性を研究します。BSPは、1.6から10Gyr前までの広範囲の落下時間内に付着し、過去5Gyr内には25％しか付着していないことがわかります。したがって、ほとんどのBSPは、比較的初期の降着イベントに対応します。また、BSPの37％が現在まで存続していることもわかりました。生き残ったBSPと破壊されたBSPの中央値の落下時間は、それぞれ5.6Gyrと6.7Gyrです。BSPの落下時間と落下質量の間には明確な関係があり、より大規模な前駆体が後で付着する傾向があります。しかし、ほとんどの場合、BSPは各銀河の付加された恒星のハローへの支配的な貢献者ではないことがわかります。
| Title |
The_neutrino_gravitational_memory_from_a_core_collapse_supernova:_phenomenology_and_physics_potential |
| Authors |
Mainak_Mukhopadhyay,_Carlos_Cardona_and_Cecilia_Lunardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05862 |
一般相対性理論は、非対称放出源からの物質または放射線の通過が、局所時空測定基準の恒久的な変化を引き起こすはずであると予測しています。\emph{重力記憶効果}と呼ばれるこの現象はこれまで観察されたことはありませんが、超新星ニュートリノは将来その検出のための有望な手段と長い間考えられてきました。デシヘルツ重力波干渉計の出現により、マルチメッセンジャー天文学と重力のテストに重要な意味を持つ、超新星ニュートリノメモリの観測が可能になります。この作業では、数値シミュレーションの結果と全体的に一致する超新星ニュートリノメモリー効果の現象論的（分析的）玩具モデルを開発します。次に、この説明は、関心のあるいくつかのケーススタディに一般化されます。銀河系超新星の場合、無次元ひずみ$h（t）$は$\sim10^{-22}-10^{-21}$のオーダーであり、変化する典型的な時間スケールで発達することがわかります。ニュートリノ放出の異方性の時間発展に応じて、$\sim0.1〜10$sの間。特性ひずみ$h_c（f）$は、周波数$f_{max}\sim{\mathcalO}（10^{-1}）-{\mathcalO}（1）$Hzで最大値を持ちます。記憶ひずみの時間構造と周波数構造の詳細な特徴は、崩壊したコアの近くの物質のダイナミクスを知らせ、異なる恒星の崩壊シナリオを区別することを可能にします。DECIGOやBBOのような次世代の重力波検出器は、典型的な銀河距離以上の超新星のニュートリノメモリー効果に敏感です。UltimateDECIGOが10Mpcの検出可能距離を超えています。
ブラックホールトランジェントMAXIJ1348-630のハイブリッド無線/ X線相関
| Title |
The_hybrid_radio/X-ray_correlation_of_the_black_hole_transient_MAXI_J1348-630 |
| Authors |
F._Carotenuto,_S._Corbel,_E._Tremou,_T._D._Russell,_A._Tzioumis,_R._P._Fender,_P._A._Woudt,_S._E._Motta,_J._C._A._Miller-Jones,_A._J._Tetarenko,_G._R._Sivakoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06006 |
硬いスペクトル状態にあるブラックホールの低質量X線連星は、コンパクトジェットからの電波放射と内部降着流からのX線放射との間に2つの異なる相関関係を示すことがわかっています。ここでは、2019/2020年の爆発の間に最近発見された降着ブラックホールMAXIJ1348-630の準同時電波およびX線観測の大規模なデータセットを提示します。私たちの結果は、X線の光度でほぼ6桁に及び、爆発の最も明るい段階から最も暗い段階までの付着-排出結合を調べることができます。MAXIJ1348-630は、観測された最高の光度で外れ値の増加する集団に属していることがわかります。興味深いことに、MAXIJ1348-630は$L_{\rmX}\lesssim7\times10^{35}（D/2.2\{\rmkpc}）^2$ergs$^{-1で外れ値トラックから外れています}$で、最終的に$L_{\rmX}\simeq10^{33}（D/2.2\{\rmkpc}）^2$ergs$^{-1}$で標準トラックに再参加し、ハイブリッドを表示しますラジオ/X線の相関関係。少数の線源でのみ観察されます。ただし、MAXIJ1348-630の場合、これらの遷移は、同様の光源で観察された光度よりもはるかに低い光度で発生します（少なくとも1桁）。現在提案されているシナリオに照らしてMAXIJ1348-630の動作について説明し、特に遷移の近くで低光度領域でのハイブリッド相関ソースの将来の詳細なモニタリングの重要性を強調します。
| Title |
The_Muon_Puzzle_in_cosmic-ray_induced_air_showers_and_its_connection_to_the_Large_Hadron_Collider |
| Authors |
Johannes_Albrecht,_Lorenzo_Cazon,_Hans_Dembinski,_Anatoli_Fedynitch,_Karl-Heinz_Kampert,_Tanguy_Pierog,_Wolfgang_Rhode,_Dennis_Soldin,_Bernhard_Spaan,_Ralf_Ulrich,_Michael_Unger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06148 |
高エネルギー宇宙線は、地球の大気で開始された大規模な空気シャワーを検出することによって間接的に観測されます。これらの観察結果の解釈は、エアシャワーの物理学の正確なモデルに依存しています。これは、極端な条件下でQCDをテストするための課題であり機会です。エアシャワーはハドロンカスケードであり、最終的にはミューオンに崩壊します。ミューオン数は、宇宙線の質量組成を推測するために観測できる重要な要素です。最先端のQCDモデルを使用したエアシャワーシミュレーションでは、測定値に関してミューオンが大幅に不足していることが示されています。これはミュオンパズルと呼ばれます。この不一致の原因は、ハドロン相互作用における二次粒子の組成にあります。ミューオンの不一致はTeVスケールで始まります。これは、ハドロン組成のこの変化が大型ハドロン衝突型加速器で観察できることを示唆しています。パズルを説明できる可能性のある効果がLHCで発見されましたが、LHCbを使用して前方に生成されたハドロン、および酸素ビームに関する将来のデータについて確認する必要があります。
ブラックホールの周りを流れる降着の3成分を伴うジェットとスペクトル状態
| Title |
Jets_and_spectral_states_with_three-components_of_accretion_flow_around_a_black_hole |
| Authors |
Rajiv_Kumar,_Ye-Fei_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06172 |
高エネルギー放射線（べき乗則成分）は、降着するブラックホール内の高温のコロナガスによって主に生成されると一般に考えられています。非常に人気のあるハイブリッドディスクラジアルカップリングモデルがあり、クールなケプラーディスク（またはシャクラ-スンヤエフディスク）の内部が移流が支配的な降着流またはコロナのような構造を生成し、流出/ジェットを生成する可能性があります。ここで、この単純な結合モデルでは、スペクトル状態とその遷移の硬度-強度図全体、および$X-$ray連星の関連するジェットを説明できないと主張します。ブラックホールの周りの移流ディスク構造に関する最近の理論的研究、およびソースの多くの観測挙動に基づいて、すべてのスペクトルをうまく説明できるラジアル結合モデルによる高温降着流の3番目の成分があるはずであると結論付けます。状態と遷移。興味深いことに、このモデルは、内部の流れの作成された障壁の助けを借りて、状態中のジェットの生成、発射、および進化のための新しいシナリオも提供します。また、新しいジェット生成シナリオを使用して、ジェットの運動パワーの式を確認しました。
ディープニューラルネットワークによるGZKカットオフを超える宇宙線のエネルギー依存異方性の研究
| Title |
A_study_of_an_energy-dependent_anisotropy_of_cosmic_rays_beyond_the_GZK_cut-off_with_deep_neural_networks |
| Authors |
Oleg_Kalashev,_Maxim_Pshirkov,_Mikhail_Zotov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06414 |
この手紙では、元々カラシェフで開発された深い畳み込みニューラルネットワークを使用して、Greisen--Zatsepin--Kuz'minカットオフ上の超高エネルギー宇宙線（UHECR）の到着方向を分析する方法の更新を示します。、Pshirkov、Zotov（2020）。つまり、分析に使用するもう1つの変数としてエネルギーを導入します。これにより、分類器の品質を損なうことなく、以前の研究では考慮されていなかった、実験に存在する一次宇宙線のエネルギーの固有の不確実性を考慮に入れることができます。新しいニューラルネットワークのアーキテクチャ、UHECR到着方向のモックマップへの適用結果を示し、メソッドのさらなる改善の可能な方向を概説します。
共通外層ジェット超新星における連星中性子星合体
タイトな中性子星（NS）-NSバイナリシステムが赤色超巨星（RSG）星のエンベロープに入り、そのコアに向かってらせん状に入るトリプルスターシナリオを探索します。2つのNSは、降着円盤と発射ジェットを介して質量を降着させ、非常に明るく長い過渡イベントである一般的なエンベロープジェット超新星（CEJSN）イベントに電力を供給します。力学的摩擦により、2つのNSがRSGエンベロープまたはコアのいずれかでマージされます。イベントの総エネルギー、放射線および運動エネルギーは、>10^{52}ergです。光度曲線は数ヶ月から数年の間明るいままであり、重力波の信号が検出される可能性があります。イジェクタには、キロノバイベントのようにNS-NSの合併からだけでなく、r-processCEJSNシナリオのように、NSがコア内で発射する合併前のジェットからも新たに合成されたr-process要素が含まれています。このシナリオは、キロノバに比べてNS-NSの併合までの時間を短縮し、初期の宇宙におけるrプロセスの元素合成を説明するためのNS-NSのrプロセスシナリオの問題をいくらか緩和する可能性があります。CEJSNイベントとコア崩壊超新星（CCSN）イベントのNS-NS合併の比率は、<10^{-6}-2x10^{-5}と推定されます。ただし、それらははるかに明るいため、CCSNeの検出率に対する検出率はこの数値よりもはるかに大きいと思います。この研究では、特異で不可解な超高輝度超新星を説明する際に、バイナリおよびトリプルスターシステムでこれと同様のCEJSNシナリオを検討する必要があります。
精度と複雑さ：不均一な要素パターンを使用した無線干渉計アレイのキャリブレーション
| Title |
Accuracy_vs._Complexity:_Calibrating_radio_interferometer_arrays_with_non-homogeneous_element_patterns |
| Authors |
Jake_L._Jones,_Randall_B._Wayth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06134 |
不均一な要素パターンを持つ無線干渉計アレイは、より一般的な均一なアレイと比較して、校正がより困難です。特に、パターンの不均一性は、キャリブレーションソリューションを評価する際の計算の扱いやすさに重大な影響を及ぼします。この問題にAスタッキング手法を適用し、キャリブレーションの精度と計算の複雑さの間で行われるトレードオフを調査します。シミュレーションを通じて、この手法がSKA-Lowステーションのコンテキストで有利に適用できることを示します。最小精度要件は、大幅に削減された計算コストで満たすことができ、ステーションのキャリブレーションタイムスケールが10分から数時間に緩和されれば、このコストをさらに削減できることを示します。キャリブレーションのパフォーマンスが低い場合に加えて、不均一性のレベルが異なるアンテナ設計が全体的な計算の複雑さに与える影響を示します。
天文過渡現象に注意を払う：時系列変換器による測光分類
ベラC.ルービン天文台のLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）などの将来の調査では、これまでのどの調査よりも1桁多い天体物理学的な一時的なイベントが観測されます。この大量の測光データでは、このようなすべてのイベントを人間だけで分類することは不可能です。最近の取り組みでは、機械学習手法を活用して、天文学的な一時的な分類の課題に取り組み、成功を向上させようとしています。Transformersは最近開発された深層学習アーキテクチャであり、自然言語処理用に最初に提案され、最近多くの成功を収めています。この作業では、一般的な多変量時系列データ用に、コアでマルチヘッドセルフアテンションを使用する新しいトランスフォーマーアーキテクチャを開発します。さらに、提案された時系列トランスアーキテクチャは、解釈可能性を提供しながら、任意の数の追加機能の組み込みをサポートします。時系列トランスフォーマーを測光分類のタスクに適用し、特徴選択のための専門家ドメイン知識への依存を最小限に抑えながら、最先端の測光分類方法に匹敵する結果を達成します。測光LSST天文時系列分類チャレンジ（PLAsTiCC）のデータを使用して、代表的な設定で不均衡なデータに対して0.507の加重対数損失を達成します。さらに、0.98の曲線下のマイクロ平均受信者動作特性領域と0.87の曲線下のマイクロ平均適合率再現率領域を実現します。
白色矮星天体物理学のための正確な拡散係数
ガイアによる銀河白色矮星の観測により、白色矮星の冷却、コアの結晶化の解決、および中性子に富む原子核からの堆積加熱の前例のないモデリングが可能になりました。これらの冷却シーケンスは、クーロンプラズマ内の核の拡散係数に敏感であり、10\％の不確実性があり、結合レジーム全体で有効でないことがよくあります。大規模な分子動力学シミュレーションを使用して、白色矮星モデリングに関連する領域で高解像度で拡散係数を計算します。パーセントレベルで正確な半経験的補正を使用して、拡散に関する物理的に動機付けられた法則を提示します。恒星進化コードの線形混合とともに実装されるこの法則は、拡散係数からの誤差を1桁減らす必要があります。
Aditya-L1の可視輝線コロナグラフのスペクトルチャネルの特性評価
| Title |
Characterizing_Spectral_Channels_of_Visible_Emission_Line_Coronagraph_of_Aditya-L1 |
| Authors |
Ritesh_Patel,_Megha_A.,_Arpit_Kumar_Shrivastav,_Vaibhav_Pant,_M._Vishnu,_Sankarasubramanian_K.,_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05880 |
Aditya-L1は、5303\AA、7892\AA、および10747\AAで最大1.5Rsunの内部コロナの高解像度分光観測を行う3つのスペクトルチャネルで構成される可視輝線コロナグラフ（VELC）を備えたインド初のソーラーミッションです。この作業では、6から6.5まで変化するlog（T）の機器特性と冠状条件を考慮に入れて、合成ラインプロファイルを使用したVELCのスリット幅最適化の戦略を示します。合成プロファイルは、シミュレートされた機器の散乱光とノイズと畳み込まれ、信号対ノイズ比（SNR）を推定します。これは、将来の観測計画を設計するために重要です。VELCの最適なスリット幅は50ミクロンであり、さまざまな太陽条件での観測に十分なSNRを提供することがわかりました。また、最適化されたスリット幅について、VELC視野のさまざまな高さでのSNRに対するプラズマ温度の影響を分析しました。また、スペクトルチャネルの観測に対するCMEの存在の予想される影響についても調査しました。この分析は、さまざまな太陽条件でのVELCの科学観測を計画するのに役立ちます。
IRC +10216のマルチエポック光学画像が中央の星と隣接する環境について語る
| Title |
Multi-epoch_Optical_Images_of_IRC+10216_Tell_About_the_Central_Star_And_the_Adjacent_Environment |
| Authors |
Hyosun_Kim_(1,2),_Ho-Gyu_Lee_(1),_Youichi_Ohyama_(2),_Ji_Hoon_Kim_(3,4),_Peter_Scicluna_(2,5),_You-Hua_Chu_(2),_Nicolas_Mauron_(6),_and_Toshiya_Ueta_(7)_((1)_KASI,_(2)_ASIAA,_(3)_NAOJ,_(4)_METASPACE,_(5)_ESO_Chile,_(6)_Univ._de_Montpellier_and_CNRS,_(7)_Univ._of_Denver) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05931 |
2001年、2011年、2016年の3つの時期にハッブル宇宙望遠鏡によって撮影されたIRC+10216の6つの画像が、中央の炭素星の残りのフレームで比較されています。ガイアデータリリース2の助けを借りて、正確な位置天文学が達成されました。個々のエポックにおける炭素星の位置は、既知の固有運動を使用して決定され、星の残りのフレームを定義します。2016年には、恒星の位置でコンパクトで赤い性質の局所的な明るさのピークが検出されました。2016年と2011年のカラーマップを比較すると、最も赤いスポットが星と一緒に移動していることがわかり、炭素星を取り巻くほこりっぽい物質である可能性が示唆されています。比較的赤い周囲領域は$\Omega$の形で分布しており、近赤外線偏光観測に基づいて以前に提案されたほこりっぽい円盤によく対応しています。より大きなスケールでは、星の残りのフレームにある複数のリング状パターンの固有運動の差を使用して、横風成分の平均膨張速度を導き出し、結果として$\sim$12.5kms$^{-1}$（$d$/123pc）、ここで$d$はIRC+10216までの距離です。豊富な分子のサブミリ波輝線プロファイルの半値幅から決定された見通し内風速との比較から、3次元形状が暗示されます。さまざまなサーチライトビームの明るさの不均一な時間的変動と拡張ハローの異方性分布が、$\lesssim10$年の期間の想定される長期変動を伴う多孔質エンベロープを介した恒星光照明のコンテキストで再検討されます。
年齢を超えたM矮星の自転周期の評価
| Title |
Evaluating_Rotation_Periods_of_M_Dwarfs_Across_the_Ages |
| Authors |
Mark_Popinchalk,_Jacqueline_K._Faherty,_Rocio_Kiman,_Jonathan_Gagn\'e,_Jason_L._Curtis,_Ruth_Angus,_Kelle_L._Cruz,_Emily_L._Rice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05935 |
この作業では、Mdwarfのジャイロクロノロジーのベンチマークを確立するために、さまざまな年齢でのMdwarfの回転速度を調べます。この作品には、K2光度曲線から測定された新しい回転速度を持つ713個の分光学的に分類されたM0-M8矮星のサンプルが含まれています。これらのオブジェクトのうち179個のデータを分析し、回転速度を回復しました。これらを、既知の年齢（5〜700Myr）のクラスターのメンバー、およびフィールド年齢（$>$1Gyr）であると想定されるオブジェクトのローテーション率に追加します。GaiaDR2視差と（G-GRP）測光を使用して、サンプル間でオブジェクトを比較するための色と大きさの図を作成します。色周期プロットを使用して、年齢全体の周期分布を分析し、可能な場合はHalpha相当幅と接線速度を組み込んで、年齢依存性についてさらにコメントします。周期-カラープロットでエルボーとして定義する、クラスター内の高速回転から低速回転への遷移の年齢は、スペクトルタイプに依存することがわかります。その後のスペクトル型は、より古い年齢で遷移します。700MyrのPraesepeのM4は、M矮星の回転速度が測定された最も古いクラスターの1つです。オブジェクトが急速回転からゆっくり回転するシーケンスに移行するときに、アクティブから非アクティブのHalpha相当幅への移行もこのエルボーで発生します。赤い星や小さい星は、年をとっても活動を続けます。最後に、ガイア運動学を使用して、フィールドサンプルで後期Mの回転失速の証拠を見つけ、中期から後期型のM矮星の遷移がはるかに遅く発生することを示唆しています。
フレアの可能性と地域の噴火予測（FLARECAST）プロジェクト：ビッグデータと機械学習の時代のフレア予測
| Title |
The_Flare_Likelihood_and_Region_Eruption_Forecasting_(FLARECAST)_Project:_Flare_forecasting_in_the_big_data_&_machine_learning_era |
| Authors |
M._K._Georgoulis,_D._S._Bloomfield,_M._Piana,_A._M._Massone,_M._Soldati,_P._T._Gallagher,_E._Pariat,_N._Vilmer,_E._Buchlin,_F._Baudin,_A._Csillaghy,_H._Sathiapal,_D._R._Jackson,_P._Alingery,_F._Benvenuto,_C._Campi,_K._Florios,_C._Gontikakis,_C._Guennou,_J._A._Guerra,_I._Kontogiannis,_V._Latorre,_S._A._Murray,_S.-H._Park,_S._von_Stachelski,_A._Torbica,_D._Vischi,_and_M._Worsfold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05993 |
EUは、2015年1月から2018年2月まで実行されたFLARECASTプロジェクトに資金を提供しました。FLARECASTはR2Oに重点を置き、太陽フレア予測の分野にいくつかの革新を導入しました。FLARECASTの革新は次のとおりです。最初に、同等の立場で有望なフレア予測因子と見なされる何百もの物理的特性の処理、複数の以前の作業の拡張。第2に、これらの多くの予測子によって作成された巨大なビッグデータパラメーター空間を最適化するために、同じく同等の立場で14の異なるML手法を使用します。第三に、政策立案者、宇宙天気の利害関係者、そしてより一般の人々を対象とした、強力な3つのコミュニケーションの取り組みの確立。FLARECASTは、すべてのデータ、コード、インフラストラクチャを世界中で公開することを約束しました。複数のMLアルゴリズムで170以上のプロパティ（合計209の予測子が利用可能になりました）を組み合わせて使用すると、その一部はプロジェクト専用に設計され、さまざまなフレアリングレベルを予測するための最高のパフォーマンスの予測子のセットが変更されました。同時に、FLARECASTは、過度に楽観的な運用前の予測パフォーマンスを回避するために、厳密なトレーニングとテストの実践の重要性を再確認しました。さらに、このプロジェクトでは、（a）新しく再検討された物理的に直感的なフレア予測子をテストし、（b）フレアから噴火フレアへの移行、つまりコロナ質量放出（CME）に関連するイベントに向けた有意義な手がかりを提供しました。これらのリードは、FLARECASTデータ、アルゴリズム、およびインフラストラクチャとともに、作業の重複を回避するための措置を講じる統合された宇宙天気予報の作業を促進するのに役立つ可能性があります。これまでで最も集中的で体系的なフレア予測の取り組みの1つであるにもかかわらず、FLARECASTは、太陽フレアの発生と予測における確率論の障壁を納得のいくように持ち上げることができませんでした。したがって、太陽フレア予測は本質的に確率論的です。
TNGXIVでのHARPS-Nを使用したHADESRVプログラム。恒星の自転周期の半分に近い周期でM-矮星GJ9689を周回するスーパーアース候補
| Title |
HADES_RV_programme_with_HARPS-N_at_TNG_XIV._A_candidate_super-Earth_orbiting_the_M-dwarf_GJ_9689_with_a_period_close_to_half_the_stellar_rotation_period |
| Authors |
J._Maldonado,_A._Petralia,_M._Damasso,_M._Pinamonti,_G._Scandariato,_E._Gonz\'alez-\'Alvarez,_L._Affer,_G._Micela,_A._F._Lanza,_G._Leto,_E._Poretti,_A._Sozzetti,_M._Perger,_P._Giacobbe,_R._Zanmar_S\'anchez,_A._Maggio,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_R._Rebolo,_I._Ribas,_A._Su\'arez-Mascare\~no,_B._Toledo-Padr\'on,_A._Bignamini,_E._Molinari,_E._Covino,_R._Claudi,_S._Desidera,_E._Herrero,_J._C._Morales,_I._Pagano,_and_G._Piotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06155 |
環境。小さな岩石の惑星が低質量の星の周りによく見られることは今では十分に確立されています。しかし、そのような惑星の検出は、ホスト星の短期間の活動によって挑戦されます。目的。HArps-N赤色矮星太陽系外惑星調査（HADES）プログラムは、HARPS-N分光器を使用して小さな岩石の惑星を検索し、近くの初期型M矮星を監視することを目的としたTelescopioNazionaleGalileoの長期プロジェクトです。。メソッド。過去7年間に撮影されたM0.5V型星GJ9689の合計174個のHARPS-N分光観測が分析されました。これらのデータを測光測定と組み合わせて、視線速度データ内の可能なケプラー信号から星の恒星活動に関連する信号を解きほぐしました。MCMC分析を実行し、ガウス過程回帰手法を適用して、データに存在する信号をモデル化します。結果。視線速度時系列で、18.27dと39.31dの周期の2つの周期信号を識別します。信号の活動指数、測光データ、および波長依存性の分析は、39.31d信号が恒星の自転周期に対応することを明らかにします。一方、18.27d信号は、アクティビティプロキシまたは自転周期の第1高調波とは関係がありません。したがって、本物のケプラー信号として識別します。新しく発見された惑星GJ9689bを説明する最適なモデルは、周期P$_{\rmb}$=18.27$\pm$0.01d、および最小質量M$_{\rmP}\に対応します。sini$=9.65$\pm$1.41M$_{\oplus}$。
UX Orionis Star GMCepheiの長年の測光研究からの新しい結果
| Title |
New_Results_from_Long-time_Photometric_Study_of_UX_Orionis_Star_GM_Cephei |
| Authors |
Asen_Mutafov,_Evgeni_Semkov,_Stoyanka_Peneva,_Sunay_Ibryamov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06221 |
UXOrionisタイプの前主系列星GMCepの長期光学測光観測からの新しい結果が報告されています。GMCepの継続的な測光モニタリング中に、明るさの4つの深い最小値が観察されます。収集されたマルチカラー測光データは、明るさの最小値の間の典型的なUXor変数の色反転を示しています。GMCepの最近の$BVRI$測光観測は、2014年11月から2020年10月まで収集されました。
複数のスカラー場による等角変換とアインシュタインのような解による場空間の幾何学的性質について
| Title |
On_Conformal_Transformation_with_Multiple_Scalar_Fields_and_Geometric_Property_of_Field_Space_with_Einstein-like_Solutions |
| Authors |
Yong_Tang,_Yue-Liang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04726 |
複数のスカラー場は、広大な現代の素粒子物理学と重力モデルに現れます。それらが非最小的に重力に結合するとき、等角変換は理論をアインシュタインの枠組みに持ち込むために利用されます。ただし、スカラー場の運動項は通常、正規ではないため、分析処理が困難になります。ここでは、どのような条件下で理論を準標準形に変換できるかを調査します。この場合、フィールド空間の有効計量テンソルは共形平坦です。任意の数のスカラー場に関連する非線形偏微分方程式を解き、特定の非最小結合を持つ$\sigma$モデルなど、将来の現象論的モデル構築に役立つ可能性のあるいくつかの解を示します。また、スタロビンスキーモデルなど、修正ニュートン力学の理論では、コンフォーマルな平坦性を常に達成できることもわかりました。
R_h = ct宇宙におけるプランクスケールでの量子ゆらぎの古典化
初期宇宙における変動の量子から古典への遷移はまだ完全には理解されていません。方法と手順は引き続き挑戦されていますが、デコヒーレンスと国家の圧迫の影響を取り入れて、いくらかの前進が見られました。しかし、最新のプランクデータの分析における新たな展開は、原始パワースペクトルが、プランク時間頃にプランク領域から半古典的宇宙に出現した最初の量子ゆらぎに関連するカットオフを持っていることを示唆しています。この論文では、古典化の問題に対するこの結果の影響を調べ、プランクスケールでの量子ゆらぎの誕生が、量子力学における「測定」の必要性に取って代わる「プロセス」であったことを示します。単一の波数で出現するこれらの変動は、重ね合わせた状態での異なる自由度間の干渉を回避していました。さらに、暗黙のスカラー場ポテンシャルは、一般相対性理論におけるゼロアクティブ質量条件と一致する状態方程式を持ち、量子ゆらぎが時間に依存しない周波数で基底状態に現れることを可能にしました。したがって、それらは事実上、最初から位相空間に古典的な相関関係を持つ量子調和振動子でした。
双曲線散乱のための時間領域メトリック再構成
自己力法は、2体双曲線遭遇における散乱角の計算に適用でき、質量比（小さいと仮定）の順序で機能しますが、弱磁場近似に頼ることはありません。これは、次に、効果的な一体型記述および他の半分析的アプローチを介して一般相対論的バイナリダイナミクスの正確なモデルを構築するための継続的な取り組みに情報を与えることができます。既存の自力法は、大部分が束縛されたインスピレーション軌道に特化しています。ここでは、散乱軌道に効率的に取り組むことができる（数値）自己力計算の手法を開発します。この方法は、これまで限界軌道に対してのみ追求されてきたアイデアである、トゥコルスキー方程式を満たすスカラーのようなヘルツポテンシャルからのメトリック摂動の時間領域再構成に基づいています。この定式化の重要な要素は、問題の1+1次元多重極縮小において、ヘルツポテンシャル（の各多重極モード）が軌道に沿って満たさなければならない特定のジャンプ条件です。シュワルツシルト時空の任意の測地線軌道について、これらのジャンプの閉形式の式を取得し、散乱軌道の完全な数値実装を示します。この論文では、メソッド開発に焦点を当て、ヘルツポテンシャルの計算にのみ焦点を当てます。自己力とその散乱軌道への物理的影響の計算は、今後の作業の対象となります。
曲率へのスカラー結合によってインフレーションが駆動される最小のセットアップに焦点を当てて、単一のフィールドがインフレーションと暗黒物質の両方に関与しているという興味深い可能性を調べます。このフレームワークでの再加熱プロセスを詳細に研究します。これは主に四次ポテンシャルでの粒子生成に相当し、熱と非熱の暗黒物質のオプションを区別します。非熱の場合、再加熱は逆反応と再散乱によって妨げられ、この可能性は非現実的です。一方、熱化された暗黒物質は実行可能ですが、ユニタリー性の限界により、インフラトンの質量はヒッグスの質量の半分に近い狭いウィンドウに押し込まれます。
ダブルフィールドインフレーションと量子重力宇宙論における摂動スペクトルとくりこみ群技術
| Title |
Perturbation_Spectra_and_Renormalization-Group_Techniques_in_Double-Field_Inflation_and_Quantum_Gravity_Cosmology |
| Authors |
Damiano_Anselmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05864 |
量子重力（すなわち、理論$R+R^{2}+C^{2}$と$Cの偽の処方/射影）を結合することにより、同時にインフレーションに関与する2つのスカラー場を持つ原始宇宙論を研究します。^{2}$）二次ポテンシャルを持つスカラー場に。2つの結合における漸近的なド・ジッター、宇宙RGフローによって説明できる摂動レジームが存在することを示します。2つのスカラー自由度は自明ではない方法で混合するため、断熱摂動と等曲率摂動はスーパーホライズンスケールでRG不変ではありません。RG不変性を指針として使用することにより、正しい摂動を特定することが可能です。テンソル摂動とスカラー摂動の結果のパワースペクトルを、それぞれNNLL次数とNLL次数に計算します。RG不変性の予期しない結果は、理論が予測可能なままであるということです。実際、スカラー混合はサブリーディング補正にのみ影響するため、単一フィールドインフレーションによる量子重力の予測はリーディングオーダーで確認されます。
古典的な一般相対性理論では、重力が軽いボゾン場に最小限に結合している場合、天体物理学のブラックホールは超放射の不安定性の影響を受ける可能性があります。現象論的研究の大部分は、ブラックホールが最初にシングルモードの超放射シードに囲まれているという理想的なケースに焦点を合わせています。準断熱近似で複数のモードの初期データを持つスカラー場の進化を研究することにより、ダイナミクスがより複雑であり、初期シードエネルギーとモード間の振幅比に依存することを示します。また、ニュートン式と完全に相対論的なブラックホール連星の周りの大規模なスカラー場の動的進化の予備的な結果を提示します。
太陽圏全体の待機時間分布における太陽極小期の役割
| Title |
Role_of_the_Solar_Minimum_in_the_Waiting_Time_Distribution_Throughout_the_Heliosphere |
| Authors |
Yosia_I._Nurhan,_Jay_R._Johnson,_Jonathan_R._Homan,_and_Simon_Wing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05939 |
正弦波ドライバーを使用して非定常ポアソン分布に従うプロセスのさまざまな待機時間データセットのテールを調査します。分析的に、このようなプロセスの大きな待機時間の分布は、-2.5のべき乗則の傾きを使用して記述できることがわかります。この結果は、定期的に実行される非定常ポアソン過程に広く適用されることを示しています。このようなプロセスの例には、太陽フレア、コロナ質量放出、地磁気嵐、およびサブストームが含まれます。また、べき法則が最小値付近のドライバーの動作に具体的にどのように関連しているかについても説明します。
デシヘルツ重力波スペクトルにおける検出風景
デシヘルツ周辺の周波数での重力波の直接観測は、マルチメッセンジャー天文学の可能性を十分に活用する上で重要な役割を果たします。この章では、デシヘルツ重力波スペクトルの次の数十年間の検出ランドスケープについて説明します。この挑戦的な体制を精査するために検討されている実験的フロンティアの概要と、天体物理学およびそれらにアクセス可能な基本的な目標を提供します。これには、地動説と天動説の衛星、キューブサット、月に基づく実験、原子の相互参照を備えた宇宙の干渉観測所が含まれます。この章の主な焦点は、DECi-hertz干渉計重力波観測所（DECIGO）とその科学的パスファインダーミッションコンセプトB-DECIGOの背後にある技術に向けられています。
時空泡の弦理論モデルにおける光速変動
光子などのボゾンの開いた弦の状態が、真空中で量子重力によって引き起こされる速度変動を持つことができる、時空間泡の超対称弦モデルを再検討します。ガンマ線バースト光子時間遅延から最近観察された光速変動の提案は、実験結果をモデル予測と結び付けることにより、このストリングに触発されたフレームワークの重要なサポートとして役立つ可能性があると主張します。また、このフレームワークで有効な量子重力質量の値を導き出し、モデルに依存する係数に関する定性的研究を行います。ここで最新のチベットAS$\gamma$近PeV光子から得られた新しい$\gamma$崩壊制約を含む、複屈折効果および/または光子崩壊からの制約も、そのような量子重力での予測と一致していることがわかります。スキーム。理論をさらに証明できる将来の観察が提案されます。
ニュートリノの非標準相互作用による新しい物理学の探索
衝突型加速器や精密測定からの新しい物理学の明確な信号がないため、モデルに依存しない方法で新しい物理学を検索する際に有効場の理論（EFT）フレームワークを利用することがコミュニティでますます一般的になっています。。この手紙では、EFTフレームワークで作業し、ニュートリノ非標準相互作用（NSI）に焦点を当て、地上ニュートリノ振動実験を考慮したこれらのNSIに関する最新の結果を報告します。大亜湾、ダブルショー、RENO、T2K、NO$\nu$A、およびPlanckとCMB-S4からの$N_{\rmeff}$の精度測定。
リングキャビティ実験による暗黒物質アクシオン探索ダンス：現在の感度
| Title |
Dark_matter_Axion_search_with_riNg_Cavity_Experiment_DANCE:_Current_sensitivity |
| Authors |
Yuka_Oshima,_Hiroki_Fujimoto,_Masaki_Ando,_Tomohiro_Fujita,_Yuta_Michimura,_Koji_Nagano,_Ippei_Obata,_Taihei_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06252 |
リングキャビティ実験（DANCE）による暗黒物質アクシオン探索が提案された。アクシオンのような粒子を検索するために、ボウタイキャビティとのアクシオン-光子結合によって引き起こされる光学直線偏光の回転と振動を検出することを目指しています。DANCEは、アクシオン質量$m_a<10^{-10}\、\rm{eV}$のアクシオン-光子結合定数$g_{a\gamma}$に対する感度を、最良の上限と比較して数桁改善できます。現在のところ。この方法の実現可能性を実証し、技術的ノイズを調査するために、プロトタイプ実験DANCEAct-1が進行中です。光学部品を組み立て、キャビティの性能を評価し、電流感度を推定しました。1年間観察すると、$m_a\simeq10^{-で$g_{a\gamma}\simeq9\times10^{-7}\、\rm{GeV^{-1}}$に到達できます。13}\、\rm{eV}$。電流感度は、低周波数でのレーザー強度ノイズと高周波数での機械的振動によって制限されると考えられていました。
アクシオン-SU（2）インフレーションの等方性アトラクター解：ビアンキI型幾何学における普遍的な等方性
| Title |
The_isotropic_attractor_solution_of_axion-SU(2)_inflation:_Universal_isotropization_in_Bianchi_type-I_geometory |
| Authors |
Ira_Wolfson,_Azadeh_Maleknejad,_Tomoaki_Murata,_Eiichiro_Komatsu,_Tsutomu_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06259 |
アクシオン場に結合されたSU（2）ゲージ場は、膨張中に等方性バックグラウンド解を取得できます。そのような（質量のない）ゲージ場の存在下で、均質であるが異方性のインフレーション解を研究します。宇宙論的背景のゲージ場は、空間的等方性に脅威を与える可能性があります。ただし、そのようなモデル$\textit{generally}$はBianchiタイプIジオメトリで等方性であり、等方性ソリューションがアトラクターであることを示します。軸対称を追加することによってセットアップを制限し、Wolfsonet.al（2020）で提示された数値解析を再検討しました。以前の分析で報告された数値の内訳は、パラメーター化の特異点のアーティファクトであることがわかりました。位相空間全体で明確に定義された新しいパラメーター化を使用します。システムが宇宙の無毛予想を尊重し、異方性が常に数e-fold以内に希釈されることを示します。
光度曲線からの太陽系外惑星検出のための片腕CNN
太陽系外惑星を検出するための片腕の簡略化された畳み込みニューラルネットワーク（CNN）であるGenesisを提案し、それをAstronetと呼ばれるより複雑な2腕のCNNと比較します。さらに、モンテカルロ交差検定が太陽系外惑星の検出性能の推定にどのように影響するかを調べます。最後に、入力解像度を2倍に増やして、パフォーマンスへの影響を評価します。実験により、（i）Genesisの複雑さの軽減、つまり自由パラメーターの数の95％以上の削減により、Astronetと比較して約0.5％の小さなパフォーマンスコストが発生することが明らかになりました。（ii）モンテカルロ相互検証により、元の見積もりよりもほぼ0.7％低い、より現実的なパフォーマンス見積もり。（iii）入力解像度が2倍になると、平均パフォーマンスが約0.5％低下します。調査全体でのCNNベースの太陽系外惑星検出の一般化可能性を改善するために、より浅いCNNアーキテクチャのさらなる調査が有益である可能性があると主張することによって結論を下します。
逆コンプトンのような散乱からの超明暗光子のプロービング
暗黒光子は、暗黒物質の粒子と通常の物質をつなぐポータルを提供するだけでなく、意欲的な暗黒物質の候補でもあります。コンプトンのような逆散乱過程$p+\gamma^\prime\top+\gamma$を介して暗黒光子暗黒物質を検出することを提案します。超高エネルギー一次宇宙線のおかげで、このような方法では、eROSITAの期待される感度で、暗光子の質量を$10^{-2}$eVから$10^{-19}$eVまでプローブできることがわかりました。$X$線望遠鏡。これは、木星の磁場実験からの暗光子質量の現在の下限を約3桁拡張できます。
現象論的波形モデルによるGW190521の詳細な分析
| Title |
A_detailed_analysis_of_GW190521_with_phenomenological_waveform_models |
| Authors |
H\'ector_Estell\'es,_Sascha_Husa,_Marta_Colleoni,_Maite_Mateu-Lucena,_Maria_de_Lluc_Planas,_Cecilio_Garc\'ia-Quir\'os,_David_Keitel,_Antoni_Ramos-Buades,_Ajit_Kumar_Mehta,_Alessandra_Buonanno,_Serguei_Ossokine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06360 |
この論文では、ブラックホール連星合体の現象論的波形モデルの現在（第4）世代でのGW190521重力波イベントの広範な分析を提示します。GW190521は、わずかな波の周期しか観測できないため、他のイベントとは一線を画しています。これは多くの課題につながります。1つは、そのような短い信号は近似波形の縮退を解決しない傾向があり、マルチモーダル事後分布をもたらす可能性があることです。私たちが使用する波形モデルのファミリーには、新しい高速時間領域モデルIMRPhenomTPHMが含まれています。これにより、球面調和関数モードの内容を含む、波形モデルの変動に関するさまざまな事前確率とロバスト性の広範なテストが可能になります。最近の論文[Nitz＆Capano]で提起された、高質量比ソースのサポートの可能性に関連するいくつかの問題を明らかにしますが、ピークの統計的有意性に重要な違いはあるものの、マルチモーダル事後分布の発見を確認します。特に、PISN質量ギャップの外側にある両方の質量のサポート、および中間質量比バイナリのサポートは、Nitz＆Capanoが見つけたものに比べて大幅に減少していることがわかります。また、GW190521をZTFからの潜在的な電磁対応物に関連付けるための更新された確率を提供します。
LIGOの前半からの重力波観測でレンズの特徴を検索する-Virgoの3回目の観測実行
| Title |
Search_for_lensing_signatures_in_the_gravitational-wave_observations_from_the_first_half_of_LIGO-Virgo's_third_observing_run |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_K._M._Aleman,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_K._Arai,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_Y._Asali,_G._Ashton,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_A._M._Baer,_S._Bagnasco,_Y._Bai,_J._Baird,_M._Ball,_G._Ballardin,_S._W._Ballmer,_M._Bals,_A._Balsamo,_G._Baltus,_S._Banagiri,_et_al._(1315_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06384 |
3回目の観測の前半であるO3a中にAdvancedLIGOとAdvancedVirgoによって検出されたコンパクトなバイナリ合体からの重力波信号で重力レンズの特徴を検索します。1）現在の検出器感度でのレンズ効果の予想速度と、強い赤方偏移での合併率密度に対する強いレンズ効果または確率的重力波バックグラウンドの非観測の影響。2）個々の高質量イベントの解釈が、レンズ化されていることが判明した場合にどのように変化するか。3）銀河または銀河団による強いレンズ効果による複数の画像の可能性。4）点質量マイクロレンズによる波動光学効果の可能性。複数画像分析の信号のいくつかのペアは、同様のパラメータを示し、この意味で、強いレンズの仮説と名目上一致しています。ただし、母集団の事前確率、選択効果、およびレンズに対する事前確率を考慮すると、これらのイベントはレンズ効果の十分な証拠を提供しません。全体として、これらの分析のいずれかから観測された重力波信号にレンズ効果があるという説得力のある証拠は見つかりません。
1781年から2016年までのポーランドと1881年から2016年までのトビリシ（ジョージア）の地表付近の気温Tの分析が実施されました。ポーランドとトビリシでの100周年の温暖化効果は、ほぼ同じ特性を持っていることを示しています。1881年から2016年にかけて、ポーランドとトビリシで平均100周年の温暖化効果deltaT=（1.08+/-0.29）Cが観測されました。冬季（deltaT=〜1.15C）の温暖化効果は、他の季節（これらの季節の平均温暖化効果deltaT=〜0.95C）よりも大きくなります。100周年の温暖化は、主に太陽活動の変化に関連していることを示しています（太陽黒点数（SSN）と総太陽放射照度（TSI）で推定）。特に、11年の間の相関係数がSSNとTを平滑化し、TSIとTが高い場合、約70年（1890-1960）の時間間隔では、r=0.66+/-0.07およびr=0.73+/-0.07の場合ポーランドとトビリシのr=0.82+/-0.05とr=0.90+/-0.05。この時期、太陽活動は地球温暖化に決定的に貢献しています。人間の活動が1881年から2016年に比べて比較的少なかった期間1781年から1880年のポーランドの気温Tデータに基づいて、地球温暖化の影響がゼロに等しいことを示します。私たちは、1885-1980年の期間の温度変化におけるいくつかの微弱な〜20+/-3年の擾乱を認識しています。これは、おそらく太陽磁気周期の変動に関連しています。ポーランドのTデータの約7〜8年の変動を区別します。これは、北大西洋振動の局所的な影響に関連している可能性があります。
重力波による暗いコンパクトオブジェクトの性質のテスト
アインシュタインの重力理論の範囲内で、いくつかの太陽質量より重いコンパクトな物体はブラックホールでなければなりません。そうでなければ示す観測は、一般相対性理論を超える新しい物理学または標準模型を超える新しいエキゾチック物質場のいずれかを意味し、ブラックホールのいくつかの不可解な特性を理解するためのポータルを提供するかもしれません。コンパクトオブジェクトの多極構造とその潮汐変形性のインスピレーションテスト、リングダウンテスト、および水平に近い構造の検索を含む、現在および将来の重力波観測による暗いコンパクトオブジェクトの性質のテストの概要を説明します。重力波エコー。
